Kırmızı dev

Kırmızı dev evriminin geç dönemleri boyun­ca nötrino yayınlarının önemli olduğunu daha önce söylemiştik. Çöküntü dönemi süresince yukarıda sözü edilmiş olan elektron yakalanması aşaması, tipik olarak, enerjileri 8 Mev (Mikro elektron volt) olan nötrinoların yayınlanması ile birlikte gelişir. Maddenin daha önceki aşamala­rında olanın tersine, madde yoğunlukları okadar yüksektir ki nötrinoların çekirdekteki madde içerisinde engele rastlamaksızın hareket edemez­ler. Aksine kapana kısılmışlardır. Nötrinoların büyük bir bölümü, yoğunluğu 1,5 X 10¹³ gr cm³ olan merkeze göçmeye 0,01 – 0,02 saniye kala yayımlanır. Hernekadar nötrinolar sonunda çev­rede bulunan dış örtüye büyük ölçüde kaçacak­larsa da bu kapana kısılma nötrinoları sözü edilen göçme süresinden bir mertebe daha büyük bir süre çekirdeğin iç kısmında hapseder.

Nötrinolar biçimindeki enerji boşalması çok şiddetlidir, yoğunluk 1,5 X 10 gr cm³ değerine yükseldiğinde nötrinonun ışıma gücü saniyede yaklaşık 10^S3 erg’dir, ve bir saniyelik çökmede yayınlanan nötrinoların toplam enerjisi hemen hemen 10^S1 erg’dir. Bir karşılaştırma yaparsak güneşin ışıma gücü saniyede 4 x 10 erg, galak­simizdeki tüm yıldızların toplam ışıma güçleri ise saniyede 2 x 10*⁴ erg iken sözü edilen ve kütlesi güneşinkinin 20 katı olan yıldızın tüm geçmişi süresince yayımladığı toplam enerji 10⁵³ erg civa­rındadır.

Şimdi çok önemli bir soruya geliyoruz: çekir­değin merkez kısmının çökmesi sonucu yıldız bir süpernova olarak patlıyacak mıdır?

Yıldızın hidrodinamik evrimleri konusundaki daha ileri kuramsal hesaplar bu soruya henüz kesin bir cevap verememiştir, ancak çok önemli iki ipucu bulunmuştur

Hidrodinamik denklemlere dayanarak yapı­lan sayısal hesaplar, yoğunluğun 1,5 X 10¹³ gr cm^s değerine ulaşmasından hemen sonra, yıldız çekirdeğindeki madde akımının temel özellikle­rinin değiştiğini göstermiştir. Büzülme durur ve içeri doğru olan sıkışmayı geriye doğru bir sıçra­ma izler. Dışa doğru olan güçlü hızlanmalar yalnızca çekirdekte değil dış örtüde de meydana gelir. Bu gelişmenin başka çerçevelerde de ben­zerleri vardır

Çekirdeğin iç kısmının çok yüksek nötrino ışıma gücünün sonucu olarak yıldızın dış kısım­larında da bir nötrino akımı meydana gelecektir. Nötrinoların enerjileri o kadar yüksektir ki madde ile etkileşme enkesidi de büyük ölçüde artar ve sonunda dış örtüye fazla miktarda enerji ve dışa yönelik bir momentum iletilir.

Daha önce açıklanan süpernova patlamaları ve nötron yıldızları ile ilişkili gözlemlerin ışığında şu sonuçların ortaya çıktığını söylemek akla yakındır. Kütlesi güneşinkinin 20 katı olan bir yıldız çekirdeğinin çökmesi gerçekten bir nötron yıldızı oluşmasıyla sonuçlanan bir süpernova patlamasıdır. Kalan yıldızın kütlesi güneşinkinin 1-2 katı arasında olup bu geri kalan kütlenin büyük bir kısmını içeren ve genişleyen bir zarfın içerisinde yer alır. Bu zarf da eninde sonunda çevredeki yıldızlararası maddeye karışacaktır. Kuramsal hesaplar yolu ile olayın bu olduğunun gösterilmesi henüz başarılamamıştır, ancak bu alandaki kuramsal deneyimler gelecekteki çalış­maların başarı sağlamasına katkıda bulunabilir.

Bu çerçeve içerisinde bir soru daha akla gel­mektedir: bazı koşullar altında, daha da büyük kütleli bir yıldızın süpernova şeklindeki patlama­sından sonra, bir nötron yıldızından daha değişik özellikleri olan bir kalıntının oluşması mümkün müdür?

Nötron yıldızlarının yapılarına ilişkin hesap­ların gösterdiğine göre, kararlı nötron yıldızının oluşabilmesi için kütlenin bir üst sınırı vardır. Bu üst sınır kesin olarak bilinmemekle birlikte kütlesi güneşinkinin 3-4 katı mertebesindedir. Kütlenin bu sınırı aşıldığında, kalıntı büzülmeye devam edecek ve bir “kara delik” meydana gelecektir. Kara deliğin yüzey çekimi o kadar yüksektir ki ışımayayım çevreye kaçamaz, buna karşı çevre­deki madde kara deliğin çekimine maruz kalır.

Kararlı nötron yıldızlarının kütlelerinin bir üst sınırı bulunmasına ilişkin sonuca, söz konusu olan son derecede yüksek madde yoğunluklarına ilişkin genel kuramın sonuçlarının geçerliliği kabul edilerek ulaşılmıştır. Bu gerçeğin ise, çekim kuramının deneysel doğrulamalarının mümkün olduğu bölgenin çok dışında kaldığı açıktır.

Kütleleri fazla olan yıldızların evrimi sonu­cunda bildirilen üst sınırdan daha fazla kütleli kalıntıların oluşup oluşmayacağı sorusuna ku­ramsal çalışmalar henüz bir yanıt vermemiştir ve halen gözlemlerden de çıkarılmış kesin bir yanıt yoktur.

Gözlem yoluyla, kütlesi, kararlı nötron yıldızı kütlesini aşan bir öğesinin bulunduğu çift yıldız sistemlerinin varlıkları kesin olarak saptanabilirse ve yine gözlem yolu ile bu öğenin gözlenen küt­leye göre beklenen ışımayı yaklaşık olarak bile yayımlamadığı görülürse bu kanıtların bir kara deliğin varlığını gösterdiği sonucuna ulaşılabilir. İlginç çift yıldız sistemi adayları İncelenmekte­dir, ancak henüz kesin bir sonuç elde edileme­miştir. Beşinci bölümde kara deliklerin olası varlıkları genel sorusuna, galaksimizin etkin çekirdeğinden söz ederken tekrar döneceğiz.

Yıldız evrimi konusunu özetlersek, eğilimin büzülme olduğunu görürüz, ilk yıldızlar asal- diziye büzülen hafif gök cisimleridir. Burada büzülme, hidrojenin helyuma dönüşmesinden serbest kalan nükleer enerjinin boşalması nedeni ile durur. Bu duruş o kadar etkilidir ki yıldız ömrünün büyük bir bölümünü, bu aşamada, parlak bir cisim olarak sürdürür.

Hazır bulunan hidrojen yakıtının tükenme­sinden sonra yıldız kırmızı dev dönemine yönelir, ancak merkez bölgelerinde büzülme vardır. Bu büzülmenin sonucu sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni nükleer yakıtlar devreye girer. Bunlar da tükendikçe yeni büzülmeler oluşur, ve kütlesi fazla olan yıldızlarda bir büzülme nötronizasyon